Em astrofísica , uma lente gravitacional , ou miragem gravitacional , é produzida pela presença de um corpo celeste muito massivo (como, por exemplo, um aglomerado de galáxias ) situado entre um observador e uma fonte de " luz " distante. A lente gravitacional, imprimindo um forte campo gravitacional ao seu redor, terá o efeito de desviar os raios de luz que passarão perto dela, distorcendo assim as imagens que um observador colocado na linha de visão receberá . Em caso de alinhamento perfeito da fonte observada e o corpo celeste desempenhando o papel de lente gravitacional em relação ao observador, a miragem pode assumir a forma de um anel de Einstein .
Previstas pela Relatividade Geral de Albert Einstein , várias miragens gravitacionais foram relatadas, entre outros, pelo Telescópio Espacial Hubble . Eles estão particularmente presentes ao tirar fotos de campos profundos do universo observável . São objeto de diversos estudos e seus efeitos são utilizados, em particular, para a detecção de matéria escura presente no Universo .
Existem três subcategorias de lentes gravitacionais: lentes gravitacionais fortes , lentes gravitacionais fracas e microlentes gravitacionais .
Uma estrela massiva, como uma estrela , um buraco negro ou uma galáxia , curva o espaço-tempo , de acordo com as leis da relatividade geral . A luz, sempre seguindo o caminho mais curto, segue as geodésicas do espaço-tempo que não são mais retas, sendo, portanto, desviada pelo campo gravitacional.
Ao contrário das lentes ópticas , o desvio dos raios de luz é máximo próximo ao centro da lente gravitacional e mínimo mais longe deste centro. (Se o observador estiver muito fora do centro, o efeito será, portanto, insignificante e a fonte de fundo será vista quase normalmente.) Como resultado, uma lente gravitacional não tem um único ponto focal, mas em vez disso, tem uma "linha focal" .
Assim, por exemplo, se uma galáxia próxima e um quasar distante forem encontrados na mesma linha de visão, ou seja, exatamente na mesma direção do céu em relação ao observador, a luz vinda do quasar será fortemente desviada durante sua passagem perto da galáxia. Os raios de luz que passam ligeiramente acima da galáxia são desviados para baixo e dão origem a uma imagem do quasar deslocada para cima. Por outro lado, os raios de luz que passam sob a galáxia são desviados para cima e dão origem a uma imagem do quasar deslocada para baixo. Desse modo, a galáxia próxima, ao atrapalhar a propagação da luz do quasar, dá origem a várias imagens dela.
O número total de imagens é determinado pela forma da galáxia e a precisão do alinhamento. Às vezes, quando o alinhamento entre os dois objetos é perfeito, a imagem do objeto distante pode ser alterada a ponto de assumir a forma de um anel de luz em torno da imagem do objeto próximo.
Ao observar certas galáxias ou certos quasares , às vezes testemunhamos curiosos efeitos ópticos: sua imagem é duplicada, triplicada ou mesmo quintuplicada a alguns segundos de arco de distância ou assume a forma de arcos curvos em torno de um eixo central. Essas imagens múltiplas estão em perfeita correlação em todos os pontos . Além de multiplicar as imagens do quasar, a galáxia também concentrará sua luz e, portanto, produzirá imagens muito mais brilhantes. Este efeito é bem-vindo ao observar corpos muito mal iluminados.
Em 1937, usando as leis da relatividade geral, Fritz Zwicky previu que as galáxias podem causar efeitos gravitacionais na luz das fontes que obscurecem . Os efeitos da lente gravitacional foram discutidos por outros autores no final dos anos 1960.
O primeiro exemplo desse fenômeno é observado em 29 de março de 1979pelo astrônomo britânico Dennis Walsh e seus colaboradores Kitt Peak . Os astrônomos, portanto, observam duas imagens de um quasar chamado Q0957 + 561A-B. Os dois objetos, separados por 6 segundos de arco , são de magnitude 17,5 e têm rigorosamente o mesmo espectro , com um desvio para o vermelho de 1,407. Walsh assume que esta é a imagem dividida de um único quasar. As observações subsequentes confirmam isso e mostram que a lente gravitacional, neste caso, é criada por uma galáxia elíptica gigante quatro vezes mais perto da Terra do que o quasar.
Os efeitos de lentes gravitacionais fortes criadas por aglomerados de galáxias foram detectados pela primeira vez no final dos anos 1970 por Roger Lynds do National Optical Astronomy Observatory e Vahe Petrosian da Universidade de Stanford, quando este último descobriu um arco luminoso gigante em um estudo de aglomerados de galáxias. Lyngs e Petrosian publicam sua descoberta vários anos depois, em 1986, sem saber a origem do arco.
Em 1984, J. Anthony Tyson da Bell Laboratories e colegas foram os primeiros a postular o conceito do efeito de lente gravitacional galáxia-galáxia, embora seus resultados tenham sido inconclusivos.
Em 1987, uma equipe liderada por Genevieve Soucail do Observatório de Toulouse apresentou dados de uma estrutura semelhante a um anel azul em Abell 370 e lançou a ideia de um efeito de lente gravitacional.
Em 1988 , radioastrônomos do Very Large Array descobriram uma lente gravitacional em forma de anel, MG 1131 + 0456, de acordo com a teoria. O objeto é denominado " anel de Einstein ".
A primeira análise de lentes gravitacionais criadas por clusters foi realizada em 1990 por uma equipe liderada por Tyson. O último detecta um alinhamento coerente do achatamento de galáxias azuis claras atrás de Abell 1689 e CL 1409 + 52.
Em 1995 , o Telescópio Espacial Hubble revelou um exemplo muito impressionante de uma lente gravitacional criada pelo aglomerado de galáxias Abell 2218 , que produz várias imagens de uma população inteira de galáxias distantes e dá origem a mais de 120 arcos de luz.
Em 1996, Tereasa G. Brainerd et al. publicar observações convincentes do efeito de lente gravitacional galáxia-galáxia.
Em 2000, um grande estudo usando observações do Sloan Digital Sky Survey apresentou resultados significativos da observação de lentes galáxias-galáxias.
No mesmo ano, quatro grupos independentes publicaram a primeira detecção de cisalhamento cósmico .
Desde essas descobertas, a construção de telescópios maiores com melhores resoluções e o advento de estudos de galáxias de campo amplo aumentaram muito o número de fontes de fundo e galáxias lenticulares de primeiro plano, facilitando a observação de sinais lenticulares e permitindo uma amostragem estatística muito mais robusta de as galáxias em questão.
Em 2017, dados obtidos pelo Telescópio Espacial Hubble possibilitaram medir a massa de uma anã branca por lentes gravitacionais, com deflexão de 31,53 ± 1,20 mas .
O estudo das miragens gravitacionais permite que os astrofísicos relativistas avaliem a distribuição da matéria no universo e calculem sua massa . Se tais observações forem repetidas, será possível determinar a curvatura do universo e fixar com precisão a constante de Hubble .
Os raios de luz que passam pelas lentes de lados diferentes seguem caminhos que não são idênticos e geralmente não têm o mesmo comprimento. Assim, o tempo que leva para a luz chegar até nós difere dependendo da imagem que observamos. Por isso, se o quasar sofre uma variação repentina de luminosidade, suas diferentes imagens não refletem a mudança simultaneamente, mas em momentos muito distintos no tempo.
É a medida desse tipo de deslocamento que pode nos levar à constante de Hubble. A análise do fenômeno mostra de fato que o atraso entre a mudança na luminosidade das diferentes imagens é inversamente proporcional a H0 e depende muito pouco de outros parâmetros cosmológicos. Se fosse possível medir esse atraso, poderíamos voltar a H0 e obter uma avaliação independente dessa constante.
Em 1989, Christian Vanderriest do Observatório de Meudon e seus colegas estabeleceram um limite superior, Ho <175 km / s / Mpc e mais próximo de Ho ≈ 105 km / s / Mpc, próximo ao valor obtido por E. Falco em 1987.